Titan (mesiac)

z Wikipédie, slobodnej encyklopédie
Prejsť na: navigácia, hľadanie
Titan
Titan Visible.jpg
Základné informácie
Objaviteľ Christiaan Huygens
Dátum objavenia 25. marec 1655
Satelit Saturn
Iné označenia Saturn VI.
Orbitálne (obehové) vlastnosti
(Epocha: J2000,0)
Veľká polos 122 193 km
Excentricita 0,028 880
Pericentrum 1 186 642 km
Apocentrum 1 257 220 km
Perióda obehu 15,945 d
Uhol sklonu dráhy k rovníku planéty 0,348 54°
Fyzikálne vlastnosti
Rozmery 5 150 km
Plocha povrchu 8,3 × 107 km²
Objem 7,16 × 1010 km³
Hmotnosť 1,345 × 1023 kg
Priemerná hustota 1,8798 ± 0,0044 g/cm3
Gravitácia na rovníku 1,35 m/s2
(0,138 g)
Gravitačný parameter 897 815 657 km³/s2
Úniková rýchlosť 0,379 km/s
Perióda rotácie 382,690 h (viazaná rotácia)
Albedo 0,21
Priemerná povrchová teplota −179 °C, t. j. 94 K
Atmosférické vlastnosti
Atmosferický tlak 1 600 hPa
Zloženie atmosféry dusík – 98 %
metán – 1,6 %
Ďalšie odkazy
Commons Titan

Celestia.png Pozri aj Portál Slnečná sústava

Titan (Saturn VI) je najväčší a najhustejší z dosiaľ známych mesiacov planéty Saturn a po Jupiterovom mesiaci Ganymedes je druhým najväčším mesiacom v celej slnečnej sústave. Zároveň je prvým objaveným mesiacom planéty Saturn. Objavil ho Christiaan Huygens v roku 1655.

So svojím priemerom 5 150 km je väčší ako planéta Merkúr. Pôvodne bol považovaný za najväčší mesiac slnečnej sústavy, pretože jeho atmosféra presahuje 300 km nad povrch. Vďaka tomu bol priemer Titanu nadhodnotený. Je jediným známym mesiacom s hustou a nepriehľadnou atmosférou, ktorá bráni priamemu pohľadu na jeho povrch. O povrchu vedci nemali presné predstavy až do pristátia kozmickej sondy (sonda Huygens) začiatkom roku 2005. Po jej pristátí sa Titan stal jediným mesiacom cudzej planéty, na ktorom pristála kozmická sonda. Atmosféra pozostáva najmä z dusíka, o ktorom sa predpokladá, že by mohol byť sopečného pôvodu. Okrem hustej atmosféry je unikátny tým, že v jeho atmosfére aj na jeho povrchu sa nachádza veľké množstvo rôznych organických molekúl. V súčasnosti Titan skúma sonda Cassini, ktorá je na obežnej dráhe okolo Saturnu.

Svoju materskú planétu obehne Titan raz za 16 dní vo vzdialenosti 1,2 milióna km.

Fyzikálne charakteristiky[upraviť | upraviť zdroj]

Titan vo falošných farbách. Povrch aj atmosféra sú jasne viditeľné.

Zloženie Titanu je podobné ako u ostatných veľkých ľadových mesiacov (Ganymedes, Kallisto) – z polovice je tvorené vodným ľadom a z polovice kremíkovým kamenistým materiálom. Jeho priemerná hustota 1,88 g/cm3 je síce väčšia ako hustota vody, ale menšia ako hustota planéty Merkúr. Oproti Merkúru je mesiac napriek väčším rozmerom tiež menej hmotný. Jeho povrch je väčší, ako povrch Európy, Afriky a Ázie dohromady.

Dráha a rotácia[upraviť | upraviť zdroj]

Titan je devätnásty mesiac v poradí od planéty. Planétu obieha v priemernej vzdialenosti 1 221 600 km s periódou 15,95 dňa prográdnym (priamym) smerom. Titan je v dráhovej rezonancii 3:4 s malým nepravidelným mesiacom Hyperion.

Až do výsledkov podrobnej analýzy sondy Cassini vedci predpokladali, že je rotácia Titanu je viazaná, to znamená, že k Saturnu otáča stále tú istú stranu. Koncom roku 2007 sa však podarilo stanoviť skutočnú Titanovu rotačnú periódu, ktorá je o 0,36° za rok rýchlejšia, ako by zodpovedalo viazanej rotácii. Chybné boli tiež predpoklady o nulovom sklone rotačnej osi, pretože podľa údajov sondy Cassini je jej sklon 3°.

Z analýzy údajov sondy Cassini vyplynulo, že obežná dráha ani rotácia Titanu nezodpovedajú vlastnostiam pevného, kompaktného telesa. Rose-Marie Balandová z Kráľovského observatória v Bruseli z týchto údajov vyvodila záver, že mesiac má pevné jadro obalené oceánom tekutej vody, ktorý je prekrytý kôrou z ľadu.[1]

Vznik a vývoj[upraviť | upraviť zdroj]

Okolnosti vzniku a vývoja Titanu sú zatiaľ nejasné. Pokiaľ je správna teória, že vnútro mesiaca je rozdelené na tri vrstvy: jadro, plášť a kôru, tak, ako je to aj u terestrických planét, potom sa Titan sformoval podobným spôsobom ako ony: akréciou z plynoprachového disku. Po svojom vzniku bolo vnútro mesiaca roztavené a ťažšie látky mali možnosť pod vplyvom gravitácie klesať do jeho ťažiska, kde utvorili jadro. Počas fázy horúceho vnútra mal mať Titan aj sopečnú aktivitu, ktorá vytvorila jeho atmosféru. Druhá teória vnútornej stavby mesiaca však predpokladá, že tieto vrstvy neexistujú a pod kôrou uhľovodíkov je teleso mesiaca tvorené jednotvárnou zmesou ľadu a skál. V tomto prípade sa mesiac formoval pomaly v priebehu milióna rokov a neprešiel horúcim štádiom. Keďže chladné vnútro nedovoľuje prítomnosť sopiek, atmosféra mesiaca musela vzniknúť inak ako ich činnosťou. Japonskí vedci sa nazdávajú, že plyny do atmosféry mohli priniesť kométy, ktoré sa s mesiacom zrazili počas veľkého bombardovania pred 4 miliardami rokov.[1]

Magnetosféra[upraviť | upraviť zdroj]

Titan nemá vlastné magnetické pole. Jeho hustá atmosféra je však ionizovaná žiarením, nábojovou výmenou a nárazom častíc. To u neho vytvára indukovanú magnetosféru podobne ako napríklad u Venuše.

Titan obieha na okraji Saturnovej plazmosféry (sféry vyplnenej elektricky nabitými časticami), ktorá je vytvorená Saturnovym magnetickým poľom. Titan so svojou indukovanou magnetosférou je vodivá prekážka pre častice Saturnovej plazmosféry. Keďže Titan obieha okolo planéty pomalšie ako častice plazmosféry, brzdí tieto častice a vytvára deformáciu magnetického poľa Saturna. Titan sa pohybuje už na hranici magnetopauzy a tak sa niekedy nachádza v magnetosfére Saturna, inokedy je zase v priamom kontakte so slnečným vetrom.

Horné vrstvy atmosféry.

Atmosféra[upraviť | upraviť zdroj]

Existenciu hustej atmosféry prvýkrát dokázal G. P. Kuiper v roku 1944 pomocou spektografie, keď spozoroval absorpčné čiary prislúchajúce metánu. Pozorovania sondami Voyager potvrdili dusík ako hlavný komponent atmosféry a určili jej tlak na povrchu približne o polovicu väčší ako na Zemi. V skutočnosti je jeho tlak o 60 % väčší ako na povrchu Zeme. Titan je tak okrem Zeme jediným telesom v našej slnečnej sústave, ktoré má v atmosfére najväčšie zastúpenie dusíka. Na rozdiel od Zeme však atmosféra Titanu neobsahuje žiadny kyslík. Jeho atmosféra je 5-krát hrubšia ako pozemská, horné vrstvy sú až vo výške 600 km nad povrchom. Teplota horných vrstiev atmosféry dosahuje -200°C.

Zastúpenie dusíka predstavuje okolo 95 %. Zvyšok tvorí najmä metán – 1,4 %, v stopovom množstve sa vyskytujú vodík, argón a rôzne uhľovodíky[2] (detegovaná bola prítomnosť etánu, diacetylénu, propínu, kyanoacetylénu, etínu a propánu), oxid uhličitý, oxid uhoľnatý, dikyan, kyanovodík a hélium. Ultrafialové žiarenie Slnka rozkladá v horných vrstvách atmosféry metán a tak dochádza k neustálej tvorbe pevných uhľovodíkov, ktoré postupne klesajú na povrch. Titan nemá vlastné magnetické pole a počas obehu Saturnu sa niekedy dostane mimo Saturnovu magnetosféru, ktorá ho chráni pred slnečným vetrom. Vtedy slnečný vietor unáša častice z horných vrstiev atmosféry do kozmického priestoru.

Kvôli nízkym teplotám (okolo −180 °C) na povrchu mesiaca nedochádza k sublimácii vodného ľadu, výsledkom čoho je absencia vodných pár v atmosfére. Oblaky na Titane sú tak tvorené pravdepodobne etánom, metánom a ďalšími jednoduchými uhľovodíkmi, ktoré spôsobujú charakteristickú oranžovú farbu mesiaca.

Hustá atmosféra neustále zahaľuje povrch Titanu. Zabraňuje tak preniknutiu väčšiny slnečných lúčov na povrch mesiaca, ktoré sa od nej odrážajú do kozmického priestoru, čím spôsobuje antiskleníkový efekt. Sonda Huygens nebola schopná počas zostupu určiť polohu Slnka, ale bola schopná v existujúcom šere získať obrázky povrchu mesiaca. Preto sa predpokladá, že nielen Slnko, ale ani Saturn nie je z povrchu Titanu viditeľný. Pozorovania sondy Cassini z roku 2004 naznačujú, že atmosféra rotuje oveľa rýchlejšie ako povrch mesiaca (podobne ako na Venuši).

Oblačnosť a počasie[upraviť | upraviť zdroj]

Gigantický oblak nad severným pólom Titanu v nepravých farbách

Sonda Cassini objavila gigantický oblak nad severným pólom mesiaca. Má priemer až 2 400 km a siaha po 60-tu rovnobežku. Je pravdepodobné, že práve z tohto oblaku pršia uhľovodíky hromadiace sa v povrchových jazerách. Jeho existenciu predpokladali vedci ešte predtým, než sa ho podarilo sonde odfotografovať. Oblak existuje už niekoľko rokov a vedci predpokladajú, že v priebehu ďalšieho vývinu sa bude presúvať do južných polárnych končín. Mraky na Titane sa pohybujú rýchlosťou okolo 1 m/s.

Poloha oblakov a s nimi súvisiacich jazier sa mení v priebehu sezón, ktoré trvajú sedem pozemských rokov. Počas sezón sa uhľovodíkové jazerá striedavo vyparujú a tvoria oblaky a opäť napĺňajú zrážkami z oblakov. Na základe pozorovaní sondy Cassini v rokoch 2004 – 2007 planetológovia prišli k záveru, že jeho oblaky sa tvoria a pohybujú skoro rovnako ako oblaky na Zemi. V lete na južnej pologuli pozorovali množstvo oblakov, ktoré navzdory očakávaniam pretrvali aj do začiatku jesene. Počasie na Titane tak pripomína pozemské babie leto, aj keď mechanizmus jeho vzniku je úplne iný.[3]

Povrch[upraviť | upraviť zdroj]

Povrch Titanu je relatívne mladý, čo svedčí o komplexnej a neustále prebiehajúcej geologickej činnosti. Infračervený prieskum povrchu ukázal, že na povrchu mesiaca sú útvary, ktoré sa interpretujú ako oceány, ľadovce a pevniny. Podľa údajov zo sondy Voyager 1 vedci predpokladajú, že Titan je vybudovaný zrejme z rovnakých dielov kremičitanov a molekúl NH3.H2O a CH4.H2O. Povrchové teploty sa pohybujú okolo −179 °C (94 K).

Povrchové útvary[upraviť | upraviť zdroj]

Povrch mesiaca Titan, ako ho nasnímala po pristátí sonda Huygens
Prvý prijatý záber z pristávajúcej sondy Huygens ukazuje kľukaté riečištia

V roku 2006 sonda Cassini objavila zatiaľ najvyššie pohorie pokryté vrstvami organického materiálu a zahalené do oblakov. Pohorie je asi 150 km dlhé, 30 km široké a vysoké okolo 1 500 metrov. Na jeho vrchole leží svetlý materiál zo zmrznutých uhľovodíkov, pravdepodobne metánu. Dá sa predpokladať, že pohorie sa vytvorilo vrásnením podobne ako pohoria na Zemi. Na ďalších obrázkoch z posledného (25. november) preletu sa objavili dlhé horské pásma, duny a nánosy materiálu pripomínajúce lávové rieky. Duny sa skladajú zo zrniek piesku z organických zlúčenín.

Do roku 2007 boli známe iba štyri impaktné krátery na povrchu mesiaca. Posledný z nich bol identifikovaný v roku 2006 na radarových záberoch sondy Cassini.

Koncom júla 2008 odborníci definitívne potvrdili, že na povrchu Titanu sa nachádza jazero tvorené etánom. Existencia jazier tekutých uhľovodíkov na povrchu Titanu sa predpokladala už dávno. Ešte pred misiou Cassini existovala teória, že celý povrch Titanu by mohol pokrývať globálny oceán tvorený kvapalnými uhľovodíkmi, čo sa však nepotvrdilo po prieskume sondou Huygens. Prvé objavené jazero leží v blízkosti južného pólu a jeho hladina pokrýva plochu asi 20 000 km². Je o niečo väčšie, ako jazero Ontário. Etán vypĺňajúci jazero vznikol pôsobením ultrafialového žiarenia na molekuly metánu. Odparovaním z jazier sa zrejme dopĺňajú uhľovodíky v atmosfére.[4]

Radar sondy Cassini objavil ďalšie potenciálne jazerá a moria. Najväčšia objavená tmavá oblasť má rozlohu až 100 000 km², čiže len o málo menšiu ako Kaspické more. V niektorých moriach sa našli tiež polostrovy a ostrovy. Predpokladá sa, že tieto jazerá a moria kvapalných uhľovodíkov sú zásobárne pre uhľovodíky v atmosfére. Celkové predpokladané množstvo kvapalných uhľovodíkov na Titane minimálne stokrát prevyšuje všetky známe zásoby ropy a zemného plynu na Zemi.[5]

Vnútorné zloženie[upraviť | upraviť zdroj]

Na základe obehu a rotácie telesa vedci predpokladajú, že vnútro Titanu je rozdelené na jadro, plášť a kôru. Hrúbka týchto vrstiev sa ešte upresňuje, ale predbežne je odhadovaná na 150 – 200 km u kôry, 5 – 425 u oceánu.[1] Kremíkové jadro s priemerom okolo 3 400 km je pravdepodobne obalené niekoľkými vrstvami zloženými najmä z vodného ľadu rôznej kryštalickej štruktúry. Titan je príliš malý, aby sám dokázal generovať teplo vo svojom jadre. Napriek tomu je jadro možno horúce ešte od dôb vzniku, alebo je zohrievané slapovými silami Saturnu. V takom prípade sa môže medzi horúcim jadrom a ľadovou kôrou na povrchu nachádzať tekutá vrstva tvorená vodou s malou prímesou amoniaku (čpavku), čo potvrdzujú aj odrazy rádiových signálov. Existenciu takejto vrstvy podporuje aj objavenie vulkanickej činnosti (tzv. kryovulkanizmus) na Titane.

Podľa teórie publikovanej v roku 2008 na stránkach časopisu Science sa kôra Titanu pohybuje nezávisle na podpovrchových vrstvách. Pod kôrou by sa totiž mal vyskytovať globálny oceán tvorený vodou a amoniakom. Tento oceán sa musí nachádzať v hĺbkach pod 100 km, pretože ak by sa nachádzal bližšie k povrchu, tak by pri dopade telesa, ktoré vytvorilo obrovský impaktný útvar Menvra, došlo k prelomeniu kôry.

Najnovšie údaje zo sondy Cassini však pripúšťajú aj možnosť, že vnútro mesiaca nie je rozdelené na spomínané vrstvy a tvorí ho homogénna zmes vody, ľadu a skál. Tomuto zodpovedajú údaje gravitačnej mapy mesiaca.[1]

Pozorovanie zo Zeme[upraviť | upraviť zdroj]

Titan je nielen najväčší, ale aj najjasnejší a najľahšie pozorovateľný Saturnov mesiac. Jeho zdanlivá hviezdna veľkosť sa mení v závislosti od aspektu planéty Saturn, v najväčšom priblížení k Zemi (v opozícii) dosahuje 8,3 magnitúd. Dá sa preto dobre pozorovať už malým ďalekohľadom. Od Saturna sa vzďaľuje až na 20 jeho polomerov. Kvôli nepriehľadnej atmosfére však zo Zeme nemožno na jeho povrchu pozorovať žiadne detaily.

Výskum[upraviť | upraviť zdroj]

Titan bol skúmaný sondami Pioneer 11, Voyager 1 a Voyager 2, ktoré nedokázali so svojimi prístrojmi preniknúť cez jeho atmosféru. Pokrok nastal pomocou Hubblovho vesmírneho ďalekohľadu, ktorý snímal Titan v infračervenom spektre. Na vlnových dĺžkach 940 nanometrov je atmosféra Titanu čiastočne priehľadná, ale len po 40.-ty stupeň severnej a južnej šírky. Výsledkom pozorovaní bolo objavenie svetlej rovinnej oblasti Xanadu veľkosti Austrálie. Pozorovania Hubbleovým ďalekohľadom priniesli aj objav inej, pre zmenu tmavej oblasti, ktorá sa nachádza na strane odvrátenej od Saturna.

V súčasnosti prebieha výskum pomocou misie Cassini-Huygens. Cassini je sonda na obežnej dráhe okolo Saturna a Huygens je pristávacie puzdro, ktoré priletelo k Saturnu v spojení so sondou Cassini. Jeho úlohou bolo pristáť na povrchu Titanu.

Cassini-Huygens[upraviť | upraviť zdroj]

Prieskum v rokoch 2004 – 2005[upraviť | upraviť zdroj]

Sonda Cassini bola navedená na obežnú dráhu Saturna 1. júla 2004 a 2. júla sa sonda po prvýkrát priblížila k Titanu. Preletela okolo neho vo vzdialenosti 339 000 km, neskôr však absolvovala množstvo ďalších a tesnejších priblížení. 26. októbra minula sonda Cassini mesiac vo vzdialenosti 1 176 km. Na Zem prišli prvé detailné snímky, spektrá a radarové údaje. 19. novembra sa uskutočnila kontrola pripravenosti na uvoľnenie puzdra Huygens, ktoré sa malo odpojiť od sondy a samostatne pristáť na povrchu mesiaca. 23. novembra prebehla posledná previerka puzdra Huygens. 13. decembra sa uskutočnil ďalší prelet okolo Titanu s najväčším priblížením 1 200 km.

Umelecká predstava o pristávaní sondy Huygens na povrchu Titanu

Dňa 25. decembra 2004 sa od sondy Cassini oddelila sonda Huygens. Modul začal trojtýždňovú samostatnú cestu. 28. decembra sonda Cassini previedla úhybný manéver, ktorý jej zaistil tretí prelet okolo Titanu, tentoraz vo vzdialenosti 60 000 km.

V piatok 14. januára 2005 na povrchu Titanu hladko pristála sonda Huygens. Ide o dosiaľ najvzdialenejšie pristátie umelej sondy v dejinách, operácia prebiehala takmer 10 astronomických jednotiek od Zeme. Prvá snímka z Huygensu zachytávajúca krajinu z výšky asi 16 km, na ktorej vyniká sústava tmavých kľukatých kaňonov pripomínajúcich riečne meandre, bola predstavená ešte v deň pristátia.

Počas preletu 15. februára 2005, kedy sonda Cassini minula Titan vo vzdialenosti 1 577 km, kamery sondy a ďalšie vedecké prístroje začali jeho podrobný výskum. Na získaných snímkach boli po prvýkrát objavené impaktné krátery na Titane. Počas štvrtého cieleného preletu (kvôli ktorému sa upravovala dráha sondy) sa vykonávalo meranie vyžarovania ovzdušia v emisných čiarach dusíka a uhlíka, získavali sa ďalšie detailné snímky povrchových útvarov, prístroj VIMS pozoroval vývoj oblačnosti a ďalších prechodných javov, skúmali sa parametre plazmy v okolí mesiaca, elektrónová teplota, interakcia medzi magnetosférou a ionosférou a hľadali sa búrkové javy. 16. apríla 2005 bol po prvýkrát použitý spektrometer INMS, ktorý zmeral hustotu neutrálnych častíc a iónov atmosféry Titanu počas piateho cieleného preletu sondy. 22. augusta sonda absolvovala ďalší cielený prelet, počas ktorého sa podarilo získať údaje o teplote, tlaku a obsahu aerosolov v jeho atmosfére. Ďalšie merania v priebehu stretnutia vykonával magnetometer MAG, kamery ISS – snímkovanie južnej oblasti pod regiónom Xanadu, UVIS, analyzátor prachu CDA a iné. V dobe najväčšieho priblíženia optické prístroje snímkovali oblasť okolo južného pólu. Ďalší, v poradí už siedmy cielený prelet okolo Titanu sa konal 7. septembra 2005. Počas preletu sa uskutočnili radarové merania. 13. septembra bolo oznámené, že došlo k strate podstatného objemu vedeckých údajov z preletu okolo Titanu. Príčinou boli jednak prevádzkové problémy na sledovacej stanici DSN a jednak softvérová chyba na palube sondy.

Snímka z apríla 2006 poskytuje pohľad na prstence Saturna, ktoré čiastočne prekrývajú mesiac Titan. Nad prstencami sa nachádza ďalší mesiac, malý Epimetheus.

Prieskum v rokoch 2006 – 2007[upraviť | upraviť zdroj]

Počas šestnásteho preletu okolo Titanu (2. júla 2006) sonda skúmala mesiac prístrojmi VIMS, ktorý v priebehu približovania získaval údaje pre globálnu mapu, CIRS, ktorý skúmal aerosoly v atmosfére, ISS, ktorý pátral po búrkových javoch, MAPS, ktorý zisťoval pôsobenie mesiaca na magnetosféru Saturna, a UVIS, ktorý vykonával ultrafialové merania. Radar na palube sondy poskytol zreteľný dôkaz existencie uhľovodíkových jazier na Titane. Na radarových záberoch sa našlo množstvo tmavých škvŕn, pričom niektoré sú napojené na sústavu kanálov. 21. júla prebehol najbližší prelet okolo Titanu vo vzdialenosti 950 km, ktorý zmenil sklon dráhy sondy. Hlavným bodom programu preletu bola radarová sondáž krajín okolo severného pólu mesiaca. Počas preletu bola nameraná vyššia hustota atmosféry, ako sa očakávalo. Pomocou merania zákrytu hviezd za Titanom sa tiež zisťoval detailný profil termosféry mesiaca. 7. septembra došlo k ďalšiemu cielenému preletu okolo Titanu s najväčším priblížením vo výške 1 000 km. Počas príletu hľadala kamera ISS búrkové javy a polárne žiary, zatiaľ čo spektrometer VIMS sa sústredil na mapovanie a fotometrické meranie Titanu. Počas preletu robil spektrometer VIMS snímky vo vizuálnom a infračervenom obore v rozsahu od globálnych záberov po veľmi podrobné detaily. 9. októbra sa uskutočnil ďalší blízky prelet okolo Titanu (výška 980 km), pričom sa radarom intenzívne skúmali miesta okolo severného pólu, kde sa predpokladajú uhľovodíkové jazerá. Na snímkach z preletu 25. novembra 2006 bolo objavené zatiaľ najvyššie pohorie na Titane.

3. januára 2007 potvrdila skupina starajúca sa o údaje z radaru sondy, že na Titane sú jazerá naplnené tekutým metánom. 12. januára prebehol ďalší prelet okolo Titanu spojený s mapovaním jeho povrchu. Celkove sa sonda stretla s Titanom v roku 2007 17-krát. 22. februára sonda absolvovala 25. prelet okolo Titanu, počas ktorého prebiehali radarové merania. Mapujúci spektrometer VIMS urobil prvé zábery na najvyššej oblasti severnej pologule mesiaca.

Pomenovanie[upraviť | upraviť zdroj]

Huygens pôvodne pomenoval mesiac Saturni luna. Neskôr, keď boli objavené ďalšie mesiace Saturnu (Tethys, Dione, Rhea, Iapetus, Mimas a Enceladus) používal sa názov Huygensov, alebo Saturn VI (šiesty v poradí podľa vzdialenosti od Saturnu). Meno Titan pochádza z roku 1847 od Johna Herschela. Pomenovaný bol po Titanoch, deťoch Urana – boha nebies a Gaie – bohyne Zeme. Titanov bolo dvanásť, šesť mužov a šesť žien. Saturn bol najmladším z Titanov. Spočiatku chránili trón svojho otca Urana, neskôr sa však Saturn proti otcovi vzbúril, zvrhol ho z trónu a sám sa vyhlásil za vládcu sveta. Keď to isté chcel urobiť Saturnov syn Jupiter, Titani bojovali na strane Saturna. Saturn bol však porazený a vláda Titanov nad svetom skončila.[6]

Referencie[upraviť | upraviť zdroj]

  1. a b c d NASA Press Release. Oceán na Titane?. Kozmos, 2011, roč. XLII, čís. 4, s. 5. ISSN - 049X 0323 - 049X.
  2. LORENZ, Ralph, Mitton, Jacqueline Titan Unveiled. Princeton – Oxford : Princeton University Press, 2008. ISBN 978-0-691-12587-9. S. s. 41.
  3. http://spaceprobes.kosmo.cz/index.php?sekce=hotnews
  4. HAVLÍČEK, Antonín. Potvrzeno – na Titanu jsou jezera! [online]. 2008-07-31, [cit. 2009-03-30]. Dostupné online. (česky)
  5. MARTINEK, František. Pod závojem oranžové mlhy II [online]. 2009-03-27, [cit. 2009-03-30]. Dostupné online. (česky)
  6. ZAMAROVSKÝ, Vojtech. Bohovia a hrdinovia antických bájí. [s.l.] : Perfekt, Bratislava. ISBN 80-8046-203-8. S. 441.

Iné projekty[upraviť | upraviť zdroj]

Externé odkazy[upraviť | upraviť zdroj]